Astrofísica Relativista y Agujeros Negros: Observando
lo invisible
Antxon Alberdi Instituto de Astrofísica de Andalucía
(IAA-CSIC)
“La Relatividad General, 100 años después” – IFT – 8/5/2015
Javier Gorosabel – In Memoriam
Geometría del Agujero Negro
- Radio de Schwarzschild:
Para la Tierra, sería de 0.9 cm; para el Sol, sería de 3 km
- Para un agujero negro en rotación: ergosfera
Propiedades de los Agujeros Negros
Objeto Masa Radio del Agujero Negro
Tierra 5.98 × 1027 gr
0.9 cm
Radio Tierra: 6357 km
Sol 1.989 × 1033 gr
2.9 km
Radio Sol: 696.000 km
Enana Blanca 0.8 Masas solares 2.4 km
Radio estrella: 10.000 km
SgrA* 4 × 106 Masas solares
9 × 106 km (0.06 UA)
AGN 109 Masas solares 3 × 109 km (20 UA)
Propiedades de los Agujeros Negros El origen de la luminosidad resulta de la captura de materia: una fracción de la energía cinética liberada por unidad de tiempo por la materia capturada se transformaría en luminosidad:
L ~ ½ dM/dt V2 = (GM dM/dt)/R
R: Radio del Objeto Compacto
dM/dt: Ritmo de acrecimiento de materia
V: Velocidad de caída de materia V2=2GM/R
La incorporación de materia se realiza a través de un disco de acrecimiento, perpendicularmente al cual se eyectan los chorros de plasma relativista. La temperatura de la última órbita estable es
T ~ 2 × 107 M-1/4 con T (K) y M en masas solares.
Microcuásar AGN GRB
BH (Msol)
Estelar Supermasivo Estelar
Disco de acrecimiento
1000 Km 109 km 100 km
Chorro relativista
Años-luz Millones de años-luz
Horas-luz
Núcleos Activos de Galaxias (AGNs)
Son los objetos más energéticos del universo, y emiten desde longitudes de onda de radio a los rayos Gamma.
Presentan gran variabilidad en escalas de tiempo inferiores a un día, siendo extremadamente compactas
Los AGNs emiten su energía debido al acrecimiento de material en agujeros negros supermasivos, del orden de 108-9 Mo.
El material del disco es eyectado a velocidades relativistas en forma de chorros bidireccionales colimados.
Evidencias observacionales de la existencia de Agujeros Negros
Indicios de carácter dinámico: movimiento del gas en torno al objeto central (dinámica del gas) y movimiento de las estrellas (dinámica estelar)
Aproximaciones al disco de acrecimiento:
- Imágenes de discos circumnucleares a escalas de kpc
- Imágenes de discos a escalas de 100 pc
- Espectros de gas ionizado a escalas de 3-10 Rsch
Descubrimiento y detección de la línea de Fe a 6.4 KeV (en el rango de los rayos X)
Variabilidad a cortas escalas de tiempo (minutos)
Existencia de un jet relativista de 6500 años-luz de longitud
Disco perpendicular al chorro en rotación: 550 km/s a unos cientos de parsec
Masa del agujero negro: 3000 millones Msol
Evidencias observacionales: Dinámica del gas (M87)
M84 está situada en el cúmulo de Virgo, a 50 millones de años-luz
Velocidades del gas de 400 km/s a 26 años-luz del centro, cambiando de signo rápidamente Disco de gas en rotación Mbh = 300 millones Msol
Evidencias observacionales: Dinámica del gas (M84)
NGC4258: Altas velocidades de rotación a escalas del sub-pc
Galaxia espiral, tipo Sb
Presenta un chorro radio, y un chorro óptico que se extiende hasta 5-10 kpc.
Distancia: 6.4±0.9 Mpc
Velocidad sistémica: 472±4 km/s
NGC4258: Altas velocidades de rotación a escalas del sub-pc
Parámetros del disco molecular trazados por máseres de vapor de agua:
Radio interno: 0.13 pc Velocidad interna de rotación: 1080 km/s
Radio externo: 0.25 pc Velocidad externa de rotación: 770 km/s Periodo de rotación ext: 2100 yr
Anchura del disco: ≤ 0.003 pc IMPORTANTE: Disco fino, visto de canto “edge-on”
NGC4258: Altas velocidades de
rotación a escalas del sub-pc
Propiedades del disco de acrecimiento:
- Disco fino
- Ligeramente alabeado
- Rotación kepleriana
(vrot α r-1/2)
- Denso (≥4 × 109
Msol/pc3)
Masa central del Agujero Negro: 3.9 × 107 Msol
UGC 3789
Propiedades del disco de acrecimiento:
- Radio de 0.08 pc
- Velocidad rotacional: 800 km/s
- Velocidad sistémica: 3325 km/s
Masa central del Agujero Negro: 1.16 ± 0.12 × 107 Msol
Evidencias observacionales: Descubrimiento de la línea de Fe a 6.4 keV
MGC-6-30-15
La línea de Fe (6.4 KeV, Rayos X) es muy ancha (100.000 km/s), desplazada a energías más bajas que la energía en reposo.
Presenta una deformación gravitatoria, que puede explicarse si la línea se origina en las regiones del disco de acrecimiento próximas al agujero negro (desplazamiento en frecuencia).
Rápida variabilidad en Rayos X
Medida del Spin con la línea de Fe - 6.4 keV
MGC-6-30-15
La radiación observada está muy afectada por el “Doppler Boosting” relativista y el corrimiento al rojo gravitacional modelado: estado de ionización y abundancias del disco, así como la inclinación y el spin (ISCO)
Se encuentra un número significativo de BH rotadores rápidos, sobre todo para M < 4 × 107 M sun
Los núcleos de los AGN
Objetivo: ¿Cuáles son los procesos físicos que actuan en las regiones nucleares de los AGNs? ¿Cómo se generan
y aceleran los chorros relativistas?
Evidencias observacionales: chorros relativistas (3C120)
• Anticorrelación entre la emisión radio (chorro) y en rayos X (disco)
• El vaciamiento del disco va acompañado de la emisión de una componente en el jet relativista.
Física de los Jets Compactos
Region 1: jet ultracompacto (< 1 pc) colimación + aceleración
Region 2: jet escala-pc (~10 pc) Choques Relativistas
Region 3: jets a gran escala (~100 pc) inestabildades
Interferometría en Radio: Cada vez más cerca
del Motor Central
Tamaño Lineal: 103Rs9 30-100 Rs9 1-5 Rs6
M87: el motor central
Tamaño de la base del jet: 197 x 54 μas = 21 x 6 light days = 27 x 8 Rs
Bifurcación confirmada: anchura transversal ~70 Rs
Chorro relativista anclado al BH en rotación
Core-shift
32
Bla
ck H
ole
posi
tion?
Fre
quen
cy
(5) ~1
(4) ~1
(3) ~1
(2) ~1
(1) ~1
rcore(,SSA)1/kr
B y N decrecen con la distancia al origen del jet. La posición del VLBI-core depende de la frecuencia
MBH
M87: el jet a 230 GHz
Asumiendo una masa para eñ
SMBH de 6.2×109Msun y
D=16.7±0.6 Mpc
Tamaño: 5.5±0.4 RSCH,
(RSCH = 0.59±0.04 mpc)
Doelemann t al. Science 338, 355 (2012)
Última Órbita Estable (ISCO)
Prograde BH ISCO a R=1
GM/c2
Non-spinning BH ISCO atR = 6 GM/c2
Retrograde BH ISCO a R = 9
GM/c2
La Vía Láctea Diámetro: 90.000 años luz
Estrellas: 200 mil millones
Masa de la Galaxia: 1 billón masas solares (1 Msol ~ 2 × 1030 kg)
Barra central: 25000 años luz
Distancia Sol-Centro: 26000 años luz
Periodo de rotación del sol: 225 millones años
20
0 p
c 270 pc
150”
/ 18 a
ños luz
Sgr A* N
E
ISAAC/VLT 1.3 + 2.09 m
20,000 fuentes puntuales
+ luz difusa
4 años luz
NACO/VLT, 2.2 m
Óptica adaptiva, ~0.06” FWHM
10,000 fuentes puntuales
(magK ≤ 17.5)
El Centro de nuestra Galaxia: SgrA*
S2 órbita: 15.2 años; semiejes: 5.5 días luz,
17 horas luz (124 AU)
SgrA*: Variabilidad en el Infrarrojo cercano
Variabilidad en el infrarrojo
cercano con una periodicidad de
17 min (¿?) contrapartida de
SgrA*
3300 UA
SgrA* at 230 GHz
Doeleman et al. 2008,
Nature 455, 78-80
Global ≤1mm-VLBI with transcont.
baselines (PV-PdB, + HHT, SMA,
CARMA, APEX, ALMA ...) will be
required to image GR effects near a
SMBH.
SgrA* is smaller than 3.7±1.5 RS
(0.3±0.12 AU)
SgrA* a 230 GHz
Global ≤1mm-VLBI con líneas de base transcontinentales se requerirán para Cartografíar los efectos de GR cerca del SMBH.
- SgrA* es menor que 3.7±1.5 RS (0.3±0.12 AU) - La emisión puede no estar centrada en el BH, sino en el flujo de acrecimiento
10feb14 53
Red a λ1.3mm vista desde Sgr A*
Western
array
Eastern
array
Fro
m F
ish e
t al
. (a
rXiv
:1309.3
519)
Detección de la sombra de SgrA* a > 230 GHz
La sombra es producida por “Relativistic Beaming” y
“Gravitational Lensing” del
material del disco de acreción (y
del jet).
Depende de la intensidad,
inclinación, estado de actividad y
spin.
Moscibrodzka et al. (2014)
Photon Orbit
event horizon Light
Ray
(Bardeen 1973, Falcke et al. 2000, de Vries 2000)
Trazado de los rayos en la métrica de Kerr
• Las órbitas de los fotones se curvan por el BH
• A R~4-5Rg las órbitas se hacen circulares – “closed photon orbit”.
• Las órbitas más cercanas terminan en el horizonte de sucesos.
• Así se produce una sombra en la región emisora alrededor del BH , rodeado de un anillo circular brillante.
Conexión entre el vaciado del disco de acrecimiento y la detección de nubes de plasma relativista que se detectan en radio e infrarrojo
Los microcuásares: el caso de GRS 1915+105
Los microcuásares: versión doméstica de los AGNs
CUÁSAR μ-CUÁSAR
Masa Objeto Central
107 – 109 Msol
10 Msol
Luminosidad 1047 erg/s
1037 erg/s
Ritmo de Acrecimiento
10 M sol /año
10-9 M
sol /año
Temperatura del disco (TαM-1/4)
105 K 107 K
Una analogía sobre 8 órdenes
de magnitud